Resolving SLX 1744-299 and SLX 1744-300 in the hard X-ray band: implications for their ultracompact nature

Sintesi Tecnica: Risoluzione di SLX 1744−299 e SLX 1744−300 nella banda di raggi X duri

Problema e Motivazione
Le binarie a bassa massa a raggi X (LMXB) persistenti e a bassa luminosità rappresentano un regime di fisica dell'accrescimento scarsamente compreso. Questi sistemi sono di particolare interesse come potenziali membri della famiglia delle binarie a raggi X ultracompatte (UCXB), caratterizzate da periodi orbitali ($P_{\text{orb}}$) inferiori a $\sim80$ minuti. Identificare le UCXB è osservativamente impegnativo a causa della difficoltà nel misurare direttamente i periodi orbitali, specialmente quando le controparti ottiche sono deboli o assenti. Spesso sono necessarie diagnostiche indirette, come le proprietà dei burst e i livelli di luminosità persistente.

La coppia del Centro Galattico SLX 1744−299 e SLX 1744−300 presenta una sfida specifica: sono separati da soli $\sim2,7$ arcominuti. Storicamente, questa piccola separazione angolare ha impedito la risoluzione dei loro contributi individuali nei raggi X duri, portando a interpretazioni ambigue della loro variabilità e delle loro proprietà spettrali. Sebbene studi precedenti avessero identificato SLX 1744−299 come un candidato UCXB basandosi su burst di durata intermedia e bassa luminosità, la natura di SLX 1744−300 rimaneva in gran parte non vincolata.

Metodologia
Gli autori hanno analizzato un'osservazione archivistica di NuSTAR (ObsID 30401036002) del campo, condotta il 29 luglio 2018. L'osservazione ha fornito un'opportunità unica per risolvere spazialmente i due sorgenti per la prima volta sopra i 10 keV, utilizzando la copertura energetica ampia di NuSTAR (3–78 keV) e la sua superiore risoluzione spaziale.

• Riduzione dei Dati: I dati sono stati elaborati utilizzando NuSTARDAS e HEASOFT v6.34. Gli eventi della sorgente sono stati estratti da regioni con raggio di 50 arcosecondi, mentre gli eventi di fondo sono stati prelevati da regioni prive di sorgente sullo stesso chip. Simulazioni numeriche utilizzando un profilo di King hanno confermato che la contaminazione incrociata tra le due sorgenti era trascurabile ($<1\%$).
• Analisi Temporale: Sono stati generati spettri di densità di potenza (PDS) per cercare pulsazioni e calcolare la variabilità frazionaria root-mean-square (rms) nell'intervallo 0,1–64 Hz.
• Analisi Spettrale: Gli spettri mediati nel tempo e risolti nel tempo sono stati adattati utilizzando xspec. I modelli includevano l'assorbimento interstellare (TBabs) e la Comptonizzazione termica (nthcomp) con fotoni di seed provenienti da un corpo nero (BB) o da un disco multicolore (MCD). L'analisi ha tenuto conto delle incertezze di calibrazione di NuSTAR permettendo agli offset di guadagno di variare.
• Analisi dei Burst: Due burst di Tipo I rilevati in SLX 1744−300 sono stati modellati utilizzando un profilo di crescita lineare e decadimento esponenziale per determinare i tempi di ricorrenza e l'evoluzione spettrale.

Risultati Chiave

1. Risoluzione Spaziale e Rapporto di Flusso:
   L'osservazione ha risolto con successo le due sorgenti. SLX 1744−300 è risultata leggermente più luminosa di SLX 1744−299 nella banda 3–78 keV, con un rapporto di flusso di $\sim1,15$. Estrapolando alla banda 0,5–10 keV, questo rapporto aumenta a $\sim1,3$. Ciò contrasta con le precedenti misurazioni nei raggi X teneri dove SLX 1744−299 appariva più luminosa, suggerendo che il rapporto di flusso sia variabile su diverse scale temporali.

2. Stato di Accrescimento:
   Entrambe le sorgenti hanno esibito un'elevata variabilità rms frazionaria ($\sim21–23\%$) e spettri ben descritti da un modello di Comptonizzazione termica. Queste proprietà indicano che entrambi i sistemi si trovavano nello stato duro durante l'osservazione.

   • SLX 1744−299: Ha mostrato un indice fotonico $\Gamma \approx 2,33$ e una temperatura elettronica $kT_e \approx 38$ keV.
   • SLX 1744−300: Ha mostrato un indice fotonico $\Gamma \approx 2,28$ e una temperatura elettronica inferiore $kT_e \approx 8,7$ keV.
     In entrambi i casi, l'aggiunta di una componente termica tenera (BB o MCD) non ha migliorato significativamente il fit, e tale contributo era minimo ($<2\%$ del flusso totale).

3. Evoluzione Temporale:
   Le due sorgenti hanno mostrato comportamenti marcatamente diversi durante l'osservazione di $\sim79$ ks:

   • SLX 1744−299: Ha esibito un graduale declino del flusso di circa il $\sim28\%$. La spettroscopia risolta nel tempo ha rivelato uno spettro che si indurisce (diminuzione di $\Gamma$, diminuzione della temperatura dei fotoni di seed e aumento della temperatura elettronica), coerente con una diminuzione del tasso di accrescimento di massa.
   • SLX 1744−300: È rimasta costante nel flusso ma ha esibito due brevi burst di Tipo I (durata $\sim30$ s). L'analisi spettrale dei burst ha mostrato temperature in raffreddamento e raggi di emissione crescenti, coerenti con il raffreddamento della fotosfera di una stella di neutroni. Il tempo di ricorrenza ($\tau_{\text{rec}} \lesssim 5$ h) e le proprietà dei burst suggeriscono una combustione mista idrogeno/elio.

4. Vincoli di Luminosità e Periodo Orbitale:
   Utilizzando i limiti superiori precedentemente riportati sulla distanza ($7,2 \pm 1,4$ kpc per SLX 1744−299 e $10,3 \pm 0,8$ kpc per SLX 1744−300), gli autori hanno derivato le luminosità persistenti ai raggi X di $L_X \lesssim 1,1 \times 10^{36}$ erg s$^{-1}$ e $L_X \lesssim 2,6 \times 10^{36}$ erg s$^{-1}$ (3–78 keV), rispettivamente. Confrontando i tassi di accrescimento di massa inferiti con le soglie critiche di stabilità del Modello di Instabilità del Disco (DIM), gli autori hanno derivato i limiti superiori sui periodi orbitali:

   • SLX 1744−299: $P_{\text{orb}} \lesssim 90$ min.
   • SLX 1744−300: $P_{\text{orb}} \lesssim 105–155$ min.

Significatività e Rivendicazioni
Il paper sostiene che l'osservazione di NuSTAR fornisce la prima risoluzione nei raggi X duri della coppia SLX 1744, permettendo una caratterizzazione dettagliata dei loro singoli stati di accrescimento.

• Candidati UCXB: I limiti derivati sul periodo orbitale sono formalmente compatibili con il regime UCXB ($P_{\text{orb}} \lesssim 80$ min). Tuttavia, gli autori affermano che il caso di SLX 1744−299 è "significativamente più convincente" rispetto a quello di SLX 1744−300. Questa conclusione si basa sul limite del periodo orbitale più stretto di SLX 1744−299 ($\lesssim 90$ min), la sua minore luminosità e la presenza di precedentemente riportati burst di durata intermedia.
• Fisica dell'Accrescimento: Lo studio evidenzia come l'evoluzione spettrale di SLX 1744−299 sia coerente con un tasso di accrescimento di massa in declino, mentre la stabilità e l'attività di burst di SLX 1744−300 suggeriscono un regime di accrescimento differente, potenzialmente coinvolgente combustibile misto H/He.
• Consistenza del Modello: Le proprietà spettrali (dominanza della Comptonizzazione, mancanza di componenti termiche tenere significative) sono coerenti con le aspettative teoriche per le LMXB di stelle di neutroni a bassa luminosità nello stato duro, dove il disco di accrescimento può rimanere completamente ionizzato a bassi tassi, permettendo l'emissione persistente.

Gli autori concludono che, sebbene entrambi i sistemi siano candidati per la famiglia UCXB, SLX 1744−299 rimane il candidato più forte basandosi sull'insieme delle prove di bassa luminosità, vincoli di stabilità e caratteristiche dei burst.